Galaxie bei z=8,6 entdeckt


ResearchBlogging.org Am vergangenen Montag erfuhr ich per Facebook über eine am folgenden Tag stattfindende Online-Pressekonferenz bei ESO (European Southern Observatory). Anlass sei eine spektuläre Entdeckung im frühen Universum. Ich war ziemlich neugierig zu erfahren, um was es sich handeln könnte. Gerüchte über eine bevorstehende, herausragende Entdeckung in der extragalaktischen Astronomie mit ESO Teleskopen waren mir nicht bekannt.

Zwei Tage später erhielt ich eine ESO Pressemitteilung per Email [1]. In der Tat, die angekündigte Entdeckung ist in der Tat herausragend: der Nachweis der weitentferntesten Galaxie, bei einer Rotverschiebung von z=8,6 mit dem VLT (Very Large Telescope). Diese Rotverschiebung entspricht weniger als 600 Millionen Jahre nach dem Urknall. Im Gegensatz zum bisherigen Rekordhalter, einem Gamma-Strahlenausbruch bei z~8,0 (siehe dieses Blog von mir), handelt es sich hierbei um eine 'normale' Galaxie. Der amerikanische Forscher Matthew D. Lehnert vom Observatorium Paris-Meudon und sein internationales Team stellten dieses Forschungsergebnis in der neuesten Ausgaben des renommierten, britischen Fachmagazins Nature vor [2]. Wie wurde dieses Objekt nun entdeckt und dessen Entfernung einwandfrei bestimmt?

Im vergangenen Jahr stellte verschiedene Forscherteams eine Vielzahl von Galaxien als Kandidaten mit Rotverschiebungen von ungefähr z~8-9. Nur Dank der bei der letzten Servicemission des Hubble Space Telescope (HST) installierten, extrem empfindlichen Kamera WFCAM3 war dies möglich. Basierend auf der sogenannten Lymanbreak-Technique (siehe diesen Post von mir über Details dieser Methode) und mit Hilfe von zwei Nahinfrarot-Filtern, dem Y, mit einer zentralen Wellenlänge von 1050 Nanometer (nm), und dem J, mit einer zentralen Wellenlänge von 1250 nm, wählten Wissenschaftler diese Galaxien aus. Leider ist es aber alleine mit photometrischen Methode wie dieser nicht möglich die exakte Entfernung dieser Objekte zu bestimmen. Dafür ist die Identifizierung einiger bekannten atomaren Linie nötig. Dies ist jedoch nur mit spektroskopische Beobachtungen möglich.

Abb. 1: Grosses Bild zeigt eine HST-Aufnahme im nahen Infraroten des Hubble Ultra Deep Field (HUDF). Im Inset ist mit einem roten Kreis der neue Rotverschiebungsrekordhalter UDFy-38135539 markiert [1].  

Ein Forscherteam um den amerikanischen Astronomen Matthew D. Lehnert stellte jedoch fest, dass es mit dem Nahinfrarotspektrograohen SINFONI am VLT prinzipiell möglich sei die Wasserstofflinie in diesen Galaxien bei einer Rotverschiebung von z~8 Galaxien nachzuweisen und somit die Rotverschiebung eindeutig zu bestimmen. UDFy-38135539 schien ihnen der robusteste Kandidat zu sein (Abbildung 1) und reichten einen sogenannten DDT (Directory's Discretionary Time) Beobachtungsantrag bei der ESO ein. Der Antrag wurde sogleich genehmigt und kurze Zeit später fanden dann die erfolgreichen Beobachtungen statt.

Der vielversprechenste z~8 Kandidat wurde für insgesamt 16 Stunden (davon 14,8 Stunden on-source Integrationszeit) im Service Mode (siehe Post zu diesem Thema) mit SINFONI am VLT beobachtet. Tatsächlich entdeckten die Forscher bei 1161,6 nm eine Linie mit einer Signifikanz von 6 Sigma (=Signal-zu-Rausch Verhältnis von 6), siehe Abbildung 2. Sie konnten einwandfrei zeigen, dass es sich nicht um Rauschen sondern um die Wasserstofflinie der Lyman-Reihe (bei 121,6 nm im Ruheraum) handelt. Zum Beispiel konnten die Astrophysiker einen weiteren Kandidaten für die beobachtete Linie, einen Liniendoublet des einfach ionisierten Sauerstoff (bei 373 nm) bei einer weitaus niedrigeren Rotverschiebung von z=2,12, nachvollziehbar ausschliessen. Die Entdeckung wurde auch dadurch begünstigt, dass es in diesem beobachteten Teil des Spektrums keine starke Himmelslinien gibt (siehe Abbildung 2), die eine Linienidentizierung stark erschwert hätte. Ähnlich zur Milchstrasse bewegt sich die Sternentstehungsrate bei dieser jungen Galaxie bei einigen wenigen Sonnenmassen pro Jahr.

Abb. 2: 1-dimensionales Spektrum von UDFy-38135539 [2,3] mit der identifizierten Wasserstofflinie der Lyman-Reihe. Im Vergleich dazu ist das Himmelsspektrum in grau gezeigt.

Oft zeigen die Forscher in ihren Publikation nur das so genannte eindimensionale Spektrum: Wellenlänge gegen Strahlungsintensität. Die Identifizierung bzw. ob man einer Linie glauben schenken kann oder nicht basiert jedoch eigentlich fast immer auf dem so genannten 2-dimensionalen Spektrum. Die beiden Dimension sind dabei die Wellenlänge und die räumliche Richtung (=Längsrichtung des Spaltes). Das in der Veröffentlichung gezeigte 2d Spektrum schaut ziemlich überzeugend aus, siehe Abbildung 3. Das 1d Spektrum entsteht dabei einfach aus der Aufsummierung in räumlicher Richtung.

Die entdeckte Galaxie strahlte ihr Licht in der Epoche der so genannten Reionisation des Universums aus. In dieser Zeitspanne ionisierten die erste Galaxien den neutralen Wasserstoff erneut Schritt für Schritt. Berechnungen dieser Arbeit zeigen, dass die Strahlungsintensität der beobachteten Galaxie nicht alleine ausreichend war um den Nebel aus neutralen Wasserstoff in iherer Umgebung transparent zu machen, sondern weitere, schwächere und masseärmere Quellen in der Umgebung von UDFy-38135539 nötig waren.  

Abb. 3: 2-dimensionales Spektrum von UDFy-38135539.

Das internationale Forscherteam stellte seinen Artikel auch in das astronomischen Preprint Webarchiv astroph [3]. Besonders gut gefiel mir, dass die Wissenschaftler ESO baten die Roh- und Kalibrationsdaten sofort freizugeben, im Gegensatz zu der üblichen Sperrfrist von einem Jahr. Über das ESO Archiv kann jeder diese Daten herunterladen und analysieren. Auch richtete sie einen Webpage ein, auf der noch weitere Informationen wie zum Beispiel die reduzierten Daten zu finden sind. Dieses vorbildliche Vorgehen dieser Wissenschaftler gewährleistet wichtige wissenschaftliche Grundsätze wie Transparenz und Reproduzierbarkeit.

An dieser Stelle möchte ich auch auf das komplentäre und erfolgreiche Zusammenspiel zweier Schwergewichte der Teleskopszene HST (Imaging) und VLT (Spektroskopie) hinweisen. Bemerkenswert ist aus meiner Sicht desweiteren, dass es somit schon mit der heutigen Generation von 10m Teleskopen möglich ist, astronomische Objekte bei extremen Entfernungen eindeutig zu bestimmen. Jedoch werden die Forscher erst mit den geplanten 30m Teleskopen in der Lage sein grosse Sample zu erstellen und die Eigenschaften der gesamten Population im Detail zu studieren. Auch die Quellen in der Umgebung von UDFy-38135539, die für eine Transparenz des Wasserstoff-Nebels sorgte, sollten dann mit der kommenden Generation von Teleskopen identifiziert werden können.

Bis zum nachsten Blog,

Euer Helmut Dannerbauer

Quellen:

[1]: ESO Pressemitteilung 1041 vom 20. Oktober 2010

[2]: Lehnert, M. D., Nesvadba, N. P. H., Cuby, J.-G., Swinbank, A. M., Morris, S., Clement, B., Evans, C. J., Bremer, M. N. & Basa, S., Nature, 20th October, 467, 942, 'Spectroscopic confirmation of a galaxy at z=8.6'

[3]: astro-ph/1010.4312
    

Lehnert, M., Nesvadba, N., Cuby, J., Swinbank, A., Morris, S., Clément, B., Evans, C., Bremer, M., & Basa, S. (2010). Spectroscopic confirmation of a galaxy at redshift z = 8.6 Nature, 467 (7318), 940-942 DOI: 10.1038/nature09462

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5 Kommentare zu “Galaxie bei z=8,6 entdeckt”

  1. Leonard Burtscher Antworten | Permalink

    Hi Helmut,

    danke für diesen exzellenten Beitrag! Dass Lehnert et al. die Daten gleich zur Verfügung stellen finde ich ebenfalls vorbidlich! Wenn man weiß wie stark die Konkurrenz gerade bei diesem Thema in der Astronomie ist, so stellt dieser Schritt wirklich bemerkenswert.
    Eine Sache ist mir nicht ganz klar geworden: Du schreibst das Signal/Rausch-Verhältnis (SNR) der detektierten Ly-Alpha-Linie sei 6. Aus Fig. 2 würde ich aber schätzen, dass das SNR nicht höher als 2 ist -- oder sind die vielen anderen Zacken wirklich alles Linien??

    Viele Grüße,
    Leo

  2. Daniel Fischer Antworten | Permalink

    Die anderen Zacken

    Die meisten der hohen Zacken im Galaxienspektrum korrespondieren mit Emission aus der Erdatmosphäre, genau die mutmaßliche Ly-Alpha-Linie aber nicht: Deswegen ist sie ziemlich signifikant. Die Autoren betonen aber, dass sie hier großes Glück hatten: Die Wahrscheinlichkeit betrug nämlich rund 50%, dass die Linie so nahe an einer atmosphärischen zu liegen gekommen wäre, dass man nichts mehr hätte sagen können! Am Ende des Papers versprechen sie auch, dass mit JWST (außerhalb der Atmosphäre - logisch) und E-ELT alles viel besser wird, aber dass eben auch die heutige Technik mit ein bisschen Glück solche Ergebnisse ermöglichen kann und man es deshalb unbedingt versuchen soll. (Wenn man denn ein VLT und 15 Stunden Zeit zum Integrieren hat. :-)

  3. Helmut Dannerbauer Antworten | Permalink

    @Leo

    Servus Leo,

    Ich nehme mal an, dass bei dem gezeigten 1d Spektrum der Himmelshintergund schon abgezogen wurde (deshalb auch negative Peaks), wie beim 2d. Die anderen Zacken sind dann alles Residuals vom Abziehen des Himmelshintergrund (z.B. atmosphärische Linien). Alleine aus der Abbildung heraus macht für mich der Wert von SNR~6 schon Sinn.

    Schöne Grüsse,
    Helmut

  4. Helmut Dannerbauer Antworten | Permalink

    @Leo

    Servus Leo,

    mit dem "blossen Auge" würde ich ein RMS von um die ~0.1 über den gezeigten Bereich ablesen.

    Schöne Grüsse,
    Helmut

  5. Marco Antworten | Permalink

    warum wurde für diese Beobachtung nur 16h benötigt? ich kann mich wage daran erinnern, dass man sich für das erste Hubble Deep Field ganze 10 Tage Beobachtungszeit gegönnt hat. Ist das allein der neuen Kamera-Technik geschuldet?

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